Quelltext der Seite Gaia (Raumsonde)

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{{Infobox Satellit
|name           = Gaia
|typ            = [[Weltraumteleskop]]
|bild           = Maquette de Gaia salon du Bourget 2013 DSC 0191.JPG
|bildgrösse     = 250px
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|startplatz     = [[Centre Spatial Guyanais]], [[ELS (Startrampe)|ELS]]
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|dauer          = 5 Jahre (geplant)
|status         = im Orbit
}}

'''Gaia''' ist eine Weltraumsonde der [[Europäische Weltraumorganisation|Europäischen Weltraumorganisation]] (ESA) ohne Beteiligung von außereuropäischen Weltraumorganisationen, die sich auf einer Umlaufbahn um den Sonne-Erde-[[Lagrange-Punkte|Lagrange-Punkt]] L<sub>2</sub> befindet. Sie führt eine hochgenaue dreidimensionale optische [[Durchmusterung]] des ganzen Himmels durch. Erfasst werden auch lichtschwache Objekte bis zu einer [[Scheinbare Helligkeit|Magnitude]] von 20. Rund ein Prozent der [[Stern]]e unserer [[Milchstraße]] (die aus geschätzt mehr als 100 Milliarden Sternen besteht) sollen [[Astrometrie|astrometrisch]], [[Photometrie|photometrisch]] und [[Astrospektroskopie|spektroskopisch]] mit bis dahin unerreichter Genauigkeit kartographisch erfasst werden. Neben der genauen dreidimensionalen Position jedes Objekts soll durch wiederholte Beobachtung auch dessen Bewegungsrichtung bestimmt werden. Bei Objekten mit einer Magnitude von 16 oder heller wird zusätzlich das [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrum]] analysiert, woraus sich auch [[Radialgeschwindigkeit]], Temperatur und weitere Daten ermitteln lassen.

Die Gaia-Mission ist die wissenschaftliche Nachfolgerin der [[Hipparcos]]-Mission der ESA (1989–1993) und soll bis zu 200 Mal genauer die Positionen bestimmen, 10.000 Mal mehr Objekte untersuchen und 100.000 Mal mehr Daten produzieren als die Vorgängermission.

Der Name ''Gaia'' war ein [[Akronym]] für „'''G'''lobales [[Astrometrie|'''A'''strometrisches]] [[Interferometer|'''I'''nterferometer]] für die [[Astrophysik|'''A'''strophysik]]“.<ref name="dw_20131219">{{Internetquelle |autor=Fabian Schmidt |url=http://www.dw.de/eine-raumsonde-erkundet-die-milchstra%C3%9Fe/a-17304047 |titel=Eine Raumsonde erkundet die Milchstraße |hrsg=Deutsche Welle |datum=2013-12-19 |zugriff=2013-12-20}}</ref> Er kennzeichnet die ursprünglich für dieses [[Teleskop]] geplante Technik der optischen [[Interferometrie]].<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission|Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=3 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref> Der Name wurde später trotz des im Laufe der Planungen geänderten Messprinzips beibehalten. Er ist außerdem eine Anlehnung an die Erdmuttergöttin [[Gaia (Mythologie)|Gaia]] der griechischen Mythologie.

ESA bestätigte Gaia im Jahr 2000 als priorisierte Mission und gab 2006 den Bau der [[Raumsonde|Sonde]] in Auftrag. Sonde und Nutzlast wurden von europäischen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 19.&nbsp;Dezember 2013.

Aus Gaias Daten wurde 2016 unter dem Namen [[Gaia DR1]] ein vorläufiger und unvollständiger Katalog mit mehr als einer Milliarde Sternen veröffentlicht; für Ende des Jahres 2022 ist der vollständige Katalog mit allen Daten angekündigt.{{Zukunft|2018}} Alle Daten sind in einer großen Datenbank für die Allgemeinheit zugänglich.

== Wissenschaftliche Ziele ==
Die hochpräzise Vermessung von Himmelsobjekten erfordert eine besonders ungestörte Beobachtung. Beobachtungen von der Erde aus unterliegen vielen Störquellen, beispielsweise Erschütterungen durch Mikrobeben oder Verzerrungen durch die Erdatmosphäre. Nur vom Weltall aus sind Beobachtungen der gewünschten Präzision möglich. Die Astronomen erhoffen sich von den Gaia-Messungen die Entdeckung einer Vielzahl bislang unbekannter Himmelsobjekte.<ref name=":4">{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=3–5 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref>

Die Positions- und Parallaxengenauigkeit wird für helle Sterne (bis 15&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|mag]]) besser als 25&nbsp;µas (1&nbsp;µas&nbsp;= 1 Mikrobogensekunde&nbsp;= 10<sup>−6</sup>&nbsp;[[Winkelsekunde|Bogensekunden]]) sein und bei den schwächsten Sternen (bei 20&nbsp;mag) je nach Spektralklasse auf rund 300&nbsp;µas abfallen.<ref name=":5" /> Letzterer Wert ist immer noch besser als die bisher genauesten Messungen an sehr hellen Sternen (500 bis 2000&nbsp;µas, durchgeführt im Rahmen der Hipparcos-Mission). Außerdem sollen für über eine Milliarde Objekte Helligkeit und Farben mit hoher Genauigkeit gemessen werden. Für die hellsten 100 bis 200&nbsp;Millionen Sterne bis zu einer Magnitude von 16 soll Gaia zusätzlich gut aufgelöste [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektren]] liefern, aus denen Radialgeschwindigkeit, Temperatur, Oberflächengravitation und chemische Zusammensetzung der Sterne bestimmt werden können.<ref name=":5" />

Nach Abschätzungen im Vorfeld der Mission wird Gaia in den folgenden Größenordnungen Objekte finden und mit Daten beschreiben:
* Mehr als 1 Milliarde Objekte bis zu einer Magnitude von 20 werden im Mikrobogensekundenbereich vermessen und ihre Magnitude bestimmt.<ref name=":5" />
* bis zu einer Million [[Asteroid]]en und [[Komet]]en innerhalb unseres [[Sonnensystem]]s<ref>{{Internetquelle|autor=|url=https://zah.uni-heidelberg.de/de/institute-des-zah/ari/gaia2/was-ist-gaia/|titel=Was ist Gaia?|werk=|hrsg=Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie|datum=|zugriff=2017-09-11|sprache=de}}</ref>
* 30.000 [[Exoplanet]]en außerhalb unseres Sonnensystems<ref>{{Literatur |Autor=Mario Lattanzi |Titel=Planetary Systems |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=10 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>
* 50.000 [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]]<ref>{{Literatur |Autor=Coryn Bailer-Jones |Titel=Isolated Brown Dwarfs |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=5 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>
* mehrere hunderttausend [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]]
* über 20.000 [[Supernova]]e<ref>{{Literatur |Autor=Vasily Belokurov |Titel=Supernovae |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=17 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>
* hunderttausende [[Aktiver galaktischer Kern|aktive Galaxien]] und 500.000 [[Quasar]]e<ref>{{Literatur |Autor=Jean-Francois Claeskens, Alain Smette |Titel=Observations of Quasars |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=12 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>

=== Milchstraße ===
[[Datei:ParallaxeV2.png|miniatur|Prinzip der Sternparallaxe: Durch die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne verschiebt sich ein naher Stern vor dem entfernten Hintergrund im Halbjahresrhythmus (hier stark übertrieben).]]
Die Gaia-Mission will den Ursprung und die Entwicklung der [[Milchstraße]] aufklären. Dazu soll Gaia mit bis dahin unerreichter Genauigkeit die Positionen, Entfernungen ([[Parallaxe]]n) und Bewegungen ([[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegungen]], [[Radialgeschwindigkeit]]en) von ungefähr einer Milliarde Sternen der Milchstraße bestimmen; jeder Stern wird dabei etwa 70-mal erfasst. Dies sind während der geplanten Flugdauer von fünf Jahren durchschnittlich 40&nbsp;Millionen Sternbeobachtungen pro Tag.<ref>{{Literatur |Autor=esa |Titel=Science objectives |Sammelwerk=European Space Agency |Datum=2013-06-14 |Sprache=en |Online=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Science_objectives |Abruf=2017-09-10}}</ref> Aus den Bewegungen der Sterne und deren Abschattung durch Staub- und Gaswolken will man neue Erkenntnisse gewinnen über Verteilung von stellarer Materie, von [[Interstellare Materie|interstellarer Materie]] und [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]].<ref name=":4" />

=== Sternentwicklung ===
Neben Informationen über die Struktur und Entwicklung der Milchstraße erhofft man sich von diesen Daten neue Erkenntnisse über den inneren [[Sternaufbau|Aufbau]], die [[Sternentstehung|Entstehung]] und Entwicklung von [[Stern]]en. Mittels genauer Positionsdaten und Entfernungen kann die Leuchtkraft der einzelnen Sterne deutlich genauer als bisher bestimmt werden. Die von Gaia gesammelten Messdaten sollen Informationen darüber liefern, wo, wann und wie die Sterne entstanden sind und wie sie ihre Umgebung mit Materie anreichern, wenn sie sterben. Durch Ermitteln von Spektren und Bewegungsrichtungen lassen sich Gruppen von Sternen finden, die ein ähnliches Alter und einen gemeinsamen Ursprung haben.<ref name=":4" />

=== Veränderliche Sterne ===
Die wiederholten Messungen erlauben eine computergestützte Erfassung von [[Pulsationsveränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]] wie [[Cepheiden]] und [[RR-Lyrae-Stern|RR-Lyrae-Sternen]] mit zusätzlichen Daten und Spektren. Außerdem werden unerwartete photometrische Veränderungen wie z.&nbsp;B. durch [[Okkultation]]en erfasst.<ref name=":4" />

=== Doppelsterne und Mehrfachsterne ===
Die Mission soll zahlreiche Doppel- und Mehrfachsterne auflösen und deren Verständnis verbessern. Die Schwingungen von nicht aufgelösten [[Doppelstern]]en, die die Parallaxenmessungen und Bewegungsmessungen überlagern, können dazu genutzt werden, solche Systeme aufzuklären. Periodische photometrische Veränderungen werden erfasst.<ref name=":4" />

=== Exoplaneten ===
Die Beobachtungen erlauben die Erfassung von [[Exoplanet]]en mit Massen ähnlich wie Jupiter und mehrjährigen Umlaufzeiten anhand der Bewegungen des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum, einschließlich Bestimmung der Massen. Der Übergangsbereich zwischen großen Exoplaneten und braunen Zwergen wird genauer bestimmt.<ref name=":4" />

=== Sonnensystem ===
Gaia erfasst alle Objekte am Himmel, außer solche mit einer sehr hohen [[Scheinbar (Astronomie)|scheinbaren]] Geschwindigkeit von mehr 15&nbsp;mas/s. Bewegungen werden vor allem in [[Scanrichtung]] erfasst. Starke Bewegungen quer zur Scanrichtung bewirken, dass das Objekt während des Belichtungszeitraums aus dem [[Scanfenster]] herauswandert und als fehlerhafte Messung verworfen wird.<ref>{{Literatur |Autor=C. Fabricius, U. Bastian et al. |Titel=Gaia Data Release 1; Pre-processing and source list creation |Hrsg=A&A |Seiten=10 |ISBN= |Online=https://arxiv.org/pdf/1609.04273.pdf}}</ref> Da Gaia aber im Verlauf der Mission in unterschiedlichen Richtungen scannt, gibt es die Möglichkeit, dasselbe Objekt in einem günstigeren Winkel zu erfassen. Die Bewegung von Objekten des Sonnensystems (''Solar System objects'', SSO) bewirkt, dass sie nicht punktförmig, sondern langgezogen erscheinen. Die Planeten sind zu groß und meistens zu hell, um von Gaia erfasst zu werden. Asteroiden und Kometen sind gut für die Erfassung geeignet, und Gaia wird für viele dieser Objekte sehr präzise Bahndaten ermitteln. Gaia wird auch Objekte finden, die sich weit von der Ebene der Ekliptik oder innerhalb der Erdbahn befinden. Das Gaia-Projekt gibt Meldungen („Science Alerts“) aus, damit die gefundenen Objekte durch erdbasierte Beobachtungen weiterverfolgt werden und genügend Beobachtungen gemacht werden, damit die Bahndaten präzise genug berechnet werden können und die Objekte nicht wieder verloren gehen. Für Objekte, die sich während der Beobachtungsphase gegenseitig nähern, führt Gaia Masseberechnungen durch. Es wird erwartet, dass die meisten gefundenen Objekte Hauptgürtelasteroiden sind.<ref name=":4" />

Insgesamt wird die Vermessung von mehreren tausend [[Erdnahes Objekt|erdnahen Objekten]] (Near-Earth Objects, NEOs) erwartet, sowohl Asteroiden als auch Kometen. Da Gaia Objekte von einer anderen Perspektive als von der Erde aus erfasst, können auch manche Objekte vermessen werden, die von der Erde aus kaum beobachtbar sind, weil sie von der Sonne überstrahlt werden. Gaia soll so auch Objekte innerhalb der Erdumlaufbahn finden. Die Vermessung von Bahnstörungen wird die Berechnung der Masse von ungefähr 150 Asteroiden ermöglichen.<ref>{{Literatur |Autor=François Mignard |Titel=Minor Planets & Near-Earth Objects |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=9 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>

Die meisten Objekte des [[Kuipergürtel]]s sind zu lichtschwach für die Erfassung, aber die größten Objekte werden gefunden. 2009 waren etwa 800 Objekte im [[Kuipergürtel]] bekannt. [[Transneptunisches Objekt|Transneptunische Objekte]] und [[Zentaur (Asteroid)|Zentauren]] sind im Allgemeinen sehr lichtschwach, sodass nur ungefähr 65 davon bekanntermaßen heller als 20&nbsp;mag und 138 heller als 21&nbsp;mag sind. Gaia kann entsprechend nur wenige neue dieser Objekte finden, aber auch solche in Richtung der Milchstraße, die schwer zu entdecken sind, oder die eine große Bahnneigung haben und sich fern von der Ekliptik befinden. Gaia erkennt unter diesen auch [[Doppelstern|binäre Objekte]].<ref>{{Literatur |Autor=Jean-Marc Petit |Titel=Trans-Neptunian Objects and Centaurs |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census |Datum=2009-08-25 |Seiten=18 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/310761/IN_science_topics_section.pdf/70f75d96-34a0-4326-bbec-69b16c406c21}}</ref>

=== Lokale Gruppe ===
Gaias Auflösungsvermögen genügt, um die hellsten Sterne der [[Lokale Gruppe|Lokalen Gruppe]] zu erfassen. Eine Reihe von Galaxien der Lokalen Gruppe können auf diese Weise erfasst werden, wie die [[Andromedagalaxie]] und die [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]]. Für entfernte [[Zwerggalaxie]]n werden es nur wenige der allerhellsten Sterne sein, für die benachbarten Galaxien Tausende bis Millionen von Sternen. Kugelsternhaufen und Zwerggalaxien wie [[Fornax-Zwerggalaxie|Fornax]], [[Sculptor-Zwerggalaxie|Sculptor]], [[Carinanebel|Carina]] und [[Sextans-Zwerggalaxie|Sextans]] werden mit tausenden von Sternen erfasst. Die Interaktion von Galaxien wird erforscht, insbesondere wie die Milchstraße mit den Magellanschen Wolken wechselwirkt. Sogar Sternbewegungen innerhalb von Zwerggalaxien lassen sich erfassen. Alle diese Beobachtungen sind dazu geeignet, den Einfluss von Dunkler Materie auf die Sternbewegungen festzustellen.<ref name=":4" />

=== Nicht aufgelöste Galaxien und Quasare ===
Gaia soll Millionen entfernter Galaxien, die hell genug sind, erfassen und von ihnen photometrische Daten gewinnen. Die gefundenen [[Quasar]]e können als Orientierungspunkte für optische und radioastronomische Bezugssysteme dienen.<ref name=":4" />

=== Astrophysik und Grundlagenforschung ===
Eine mögliche zeitliche Änderung der [[Gravitationskonstante]] ''G'' (genauer: <math>\textstyle\frac{dG/dt}{G}</math>) soll mit einer Genauigkeit von besser als 10<sup>−13</sup>/Jahr erfasst werden. Die relativistische [[Gravitationslinseneffekt|Lichtablenkung]] durch die Schwerkraft der Sonne soll mit einer relativen Genauigkeit von rund einem Millionstel gemessen und die Lichtablenkung durch die Schwerkraft der [[Planet]]en erstmals direkt nachgewiesen werden.<ref name=":4" />

== Kosten ==
Die Kosten für die Gesamtmission von den vorläufigen Studien über Start, Bodenkontrolle und Nutzlast bis zum nominalen Ende der Mission werden mit 740 Millionen Euro veranschlagt. Die Sonde selbst kostete 450 Millionen Euro. Nicht enthalten sind Kosten von rund 250 Millionen Euro für das DPAC-Konsortium, das die wissenschaftliche [[Reduktion (Messung)|Datenreduktion]] betreibt. Diese werden von den beteiligten Ländern aufgebracht, nicht von der ESA. Mitglieder des DPAC kommen aus 20 europäischen Ländern: Belgien, Dänemark, Deutschland, Estland, Finnland, Frankreich, Griechenland, Irland, Italien, Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Slowenien, Spanien, Schweiz, Schweden, Tschechien, Ungarn, Vereinigtes Königreich, außerdem aus Algerien, Brasilien, Israel und den Vereinigten Staaten. Die ESA leistet aber einen bedeutenden Beitrag für DPAC mit der Bereitstellung des zentralen Daten- und Rechenzentrums [[Europäisches Weltraumastronomiezentrum|ESAC]] in Villafranca del Castillo, Spanien.<ref name=":3">{{Literatur |Titel=Media kit for Gaia Data Release 1 |Hrsg=ESA |Nummer=SRE-A-COEG-2016-001 |Datum=2016-09 |Seiten=9 |Online=http://sci.esa.int/science-e/www/object/doc.cfm?fobjectid=58261}}</ref>

== Industriebeteiligung ==
Im Februar 2006 beauftragte die ESA die Firma [[Astrium|EADS&nbsp;Astrium]], heute Teil von [[Airbus Defence and Space]], mit dem Bau von Gaia. Am 11.&nbsp;Mai 2006 wurde der Bauvertrag für Gaia zwischen der ESA und Astrium unterzeichnet.<ref name="esa.int">{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/About_Us/Industry/ESA_selects_prime_contractor_for_Gaia_astrometry_mission |titel=ESA selects prime contractor for Gaia astrometry mission |hrsg=ESA |datum=2006-05-11 |zugriff=2013-12-20 |sprache=en}}</ref>

Für Entwicklung und Bau der Sonde und der Nutzlast wurde Astrium als Generalunternehmen gewählt. Die Nutzlast wurde unter der Verantwortung von Airbus&nbsp;DS in [[Toulouse]] gebaut, das mechanische Servicemodul von Airbus&nbsp;DS in [[Friedrichshafen]] und das elektrische Servicemodul von Airbus&nbsp;DS in [[Stevenage]]. Es gab ungefähr 80 Verträge mit 50 Unternehmen aus 15 europäischen Staaten; drei wurden mit Unternehmen in den USA abgeschlossen. Ungefähr 2500 bis 3000 Menschen waren an dem Projekt beteiligt.<ref name=":3" />

== Raumfahrzeug ==
Die Sonde besteht aus drei wesentlichen Teilen: [[Sonnenschild]], Versorgungseinheit und [[Nutzlast]]. Über dem Sonnenschild befindet sich eine Kuppel, die die Nutzlast beherbergt. Zwischen Nutzlast und Schild befindet sich die zylindrische [[Satellitenbus|Versorgungseinheit]].

=== Sonnenschild ===
[[Datei:Gaia spacecraft sizes.svg|lang=de|mini|hochkant|Skizze der Gaia-Sonde (nach Maßen dieses Artikels erstellt): Die in der Seitenansicht untere Fläche ist in Richtung Sonne und Erde orientiert.]]
Die nahezu kreisförmige Anordnung von [[Solarzelle]]n und „Sonnenschirm“ beherrscht das hutähnliche äußere Erscheinungsbild von Gaia. Der Sonnenschild besteht aus zwölf breiten Streben, zwischen denen sich beim Entfalten des Schildes 48 dreieckige Flächen aufspannten.<ref name="astrium">{{Internetquelle |url=https://web.archive.org/web/20120130071839/http://www.astrium.eads.net/en/news2/sun-block-for-space-astrometry.html |titel=Sun block for space astrometry |hrsg=EADS Astrium |datum=2012-01-16 |zugriff=2013-12-20 |sprache=en}}</ref> Die Sonde ist 3-Achsen-stabilisiert und wird ihre langsame Rotation dazu nutzen, den durch das Gesichtsfeld laufenden Himmel kontinuierlich abzutasten. Nutzlast und Versorgungseinheit liegen während des wissenschaftlichen Betriebs stets im kühlenden Schatten des „Sonnenschirms“. Mit entfaltetem Sonnenschild hat Gaia einen Durchmesser von 10&nbsp;m.<ref>{{Literatur |Autor=esa |Titel=Gaia factsheet |Sammelwerk=European Space Agency |Online=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Gaia_factsheet |Abruf=2017-09-10}}</ref>

Gaia ist passiv gekühlt, es gibt keine Radiatoren oder Kühlelemente. Gaia kühlt sich nur durch Wärmeabstrahlung soweit ab, dass sie im Gleichgewicht mit der allgemeinen Umgebungsstrahlung ist. Die durchschnittliche Sonneneinstrahlung beträgt ca. 1361&nbsp;W/m². Im Oktober 2014 verursachten Sonnenflecken eine messbare Verminderung der Sonnenstrahlung um ca. 3&nbsp;W/m² und eine Abkühlung des Sonnenschilds um 0,15&nbsp;[[Grad Celsius|°C]].<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20160324 |titel=Gaia spots a Sunspot |zugriff=2017-11-02 |sprache=en-GB}}</ref> Jahreszeitliche Veränderungen des Sonnenabstands führen zu einer Veränderung der Sonnenstrahlung um ±3,4 % und zu einer Temperaturänderung von ±1,2&nbsp;°C; die tägliche Rotation verursacht eine periodische Temperaturänderung von 2&nbsp;°C im Bereich der Antenne. Am 6.&nbsp;November 2015 verursachte eine [[Mondbedeckung]] für ca. 10&nbsp;Stunden eine Abkühlung von ca. 1,5&nbsp;°C. Die thermische Trägheit des Systems und die Isolationsmaßnahmen bewirken, dass eine Mondbedeckung keine merkliche Auswirkung auf die Temperaturen der Messinstrumente hat.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20151106 |titel=Gaia’s sensors scan a lunar transit |zugriff=2017-11-02 |sprache=en-GB}}</ref>

=== Nutzlast ===
Die Nutzlast-Kuppel hat einen Durchmesser von ungefähr 3&nbsp;m und eine Höhe von 2&nbsp;m. Die Versorgungseinheit hat ebenfalls 3&nbsp;m Durchmesser und 1&nbsp;m Höhe. Die Spiegel für die Teleskope und die Kamera sind an einer ringförmigen Struktur befestigt, die „Torus“ genannt wird; alle diese Komponenten zusammen bilden im Wesentlichen die Nutzlast. Der Torus besteht aus dem keramikähnlichen [[Siliziumcarbid]], wurde aus 17 einzelnen Teilen zusammengesetzt und bei 1000&nbsp;°C mit einem speziellen Material verlötet. Siliziumkarbid ist sehr fest, hart, leicht und hat eine sehr geringe Wärmeausdehnung sowie eine hohe Wärmeleitfähigkeit. Die Nutzlast wird bei einer Temperatur von rund −110&nbsp;ºC betrieben und befindet sich in einem Zelt aus [[Kohlenstofffaserverstärkter Kunststoff|kohlefaserverstärktem Kunststoff]] und [[Sandwichplatte mit Wabenkern|Aluminiumsandwichplatten]], das die Temperatur im Inneren möglichst konstant halten soll und zugleich als Schutz der Spiegel und der Kamera gegen [[Mikrometeorit]]en dient. Das Zelt hat zwei Öffnungen für die Teleskope.<ref name=":7">{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=7 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref>

=== Versorgungseinheit ===
Die Versorgungseinheit enthält wesentliche Komponenten wie Antriebseinheiten, Lagekontrolle, Treibstofftanks, Stromversorgung und Verkabelung, [[Atomuhr]], [[Videoprozessor]]en, Computer, Datenspeicher und Datenübertragungssystem. Um die Sonde stabil und frei von Vibrationen zu halten, besitzt sie keinerlei bewegliche Teile mit Ausnahme der Ventile für die Triebwerke. Die Komponenten der Versorgungseinheit sind auf einem Rahmen aus kohlefaserverstärktem Kunststoff montiert.<ref name=":8">{{Internetquelle |url=https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/g/gaia |titel=GAIA – Satellite Missions – eoPortal Directory |zugriff=2017-09-10 |sprache=en-US}}</ref>

=== Stromversorgung ===
[[Datei:GAIA (14050944939).jpg|mini|Die Sonnenseite des Sonnenschilds mit den Solarpanelen]]
Die Sonde verfügt über 12,8&nbsp;m² große hocheffiziente Solarpanele aus Dreischicht-[[Galliumarsenid]]-Zellen. 7,3&nbsp;m² sind fest installiert, 5,5&nbsp;m² sind am Sonnenschild befestigt und entfalteten sich zusammen mit diesem. Während des Starts waren diese Module hochgeklappt. Für die Startphase und den Anfangsbetrieb wurde ein 60-Ah-[[Lithium-Ionen-Akkumulator]] genutzt. Es gibt eine Stromregelung, die dafür sorgt, dass zu keinem Zeitpunkt die maximale Leistungsaufnahme überschritten wird. Da die Sonde dauerhaft im 45°-Winkel zur Sonne betrieben wird, können die Solarmodule im normalen Betrieb nicht ihre volle Leistung erbringen. Gaia weist eine Gesamtleistungsaufnahme von 1720&nbsp;W auf, wovon die Nutzlast ungefähr 830&nbsp;W benötigt.<ref name=":8" />

=== Kommunikation ===
Alle Kommunikation erfolgt über das [[X-Band]]. Es gibt ungerichtete [[Niedergewinn-Antenne]]n mit einer Übertragungsrate von einigen [[kbps]] nur für Telemetriedaten.

Eine übliche [[Hochgewinn]]-[[Parabolantenne]] wäre für die Datenübertragung zur Erde ungeeignet, da die Drehachse während der Beobachtungsphasen nicht zur Erde zeigt und eine bewegliche Antenne durch Vibrationen die Messergebnisse beeinträchtigen würde. Die wissenschaftlichen Telemetriedaten werden stattdessen durch eine Hochgewinn-[[Phased-Array-Antenne]] (PAA) übertragen, die am Boden des Servicemoduls auf der heißen Seite des Sonnenschilds angebracht ist. Die Form entspricht einem hohlen vierzehnseitigen Pyramidenstumpf, die einen Antennengewinn von 16,8&nbsp;[[Bel (Einheit)#Definition von Bel und Dezibel|dB]] erzielt. Jede dieser vierzehn Seitenflächen hat zwei Arrays, die jeweils aus sechs Strahlern bestehen. Betrieben werden diese Strahler mit 28 [[Solid State (Elektronik)|Solid-State]]-Verstärkern mit einer Leistung von 59&nbsp;Watt (~&nbsp;17.7&nbsp;[[Leistungspegel#dBW|dBW]]). Jede dieser Untereinheiten teilt das Signal so auf, dass die [[Phasenverschiebung]] aus allen 14 Untereinheiten zusammengesetzt eine entsprechende Gesamtabstrahlung bewirkt. Die gesamte [[Isotropstrahler|isotrope Abstrahlung]] ist größer als 32&nbsp;dBW für den größten Bereich des Abstrahlwinkels von 30&nbsp;Grad. Das erlaubt eine Datenrate von 8,7&nbsp;Megabits pro Sekunde für die Übertragung zur Bodenstation.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/50523-gaia-phased-array-antenna-delivered-and-integrated/ |titel=#04: Gaia Phased Array Antenna delivered and integrated |zugriff=2017-08-12 |sprache=en-GB}}</ref> Die Brutto-Datenrate beträgt 10 Megabits; hiervon wird ein Teil für [[Fehlerkorrekturverfahren|Fehlerkorrektur]] gebraucht. Die Antenne wird außerdem für das Nachverfolgen mit den Radioteleskopen der Bodenstationen und für Bahnrekonstruktionsmessungen vom Boden aus genutzt.

Dieser Antennenverbund kann für ungefähr 8&nbsp;Stunden pro Tag zur Kommunikation mit jeder der drei [[ESTRACK]]-Bodenstationen genutzt werden, solange die Sonde im Sichtbereich ist. Die durchschnittliche [[Downlink]]zeit ist ungefähr 8 bis 14&nbsp;Stunden täglich; damit nutzt Gaia das ESTRACK-Netzwerk von allen Missionen am stärksten.

=== Triebwerke und Lagekontrolle ===
Gaia besitzt zwei mal acht chemische Triebwerke mit je 10&nbsp;[[Newton (Einheit)|Newton]] Schubkraft, um damit in die [[Lissajous-Orbit|Lissajousbahn]] um L<sub>2</sub> eintreten zu können und um periodisch die Bahn zu korrigieren.<ref name=":6">Günther Glatzel: [http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/02012014203941.shtml ''Gaia aktiviert Messinstrumente.''] Auf: ''Raumfahrer.net.'' 2.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.</ref> Diese bilden das ''Chemical Propulsion Subsystem'' (CPS) und verwenden [[Distickstofftetroxid]] (NTO) und [[Methylhydrazin]] (MMH).<ref>[http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Service_module ''Service Module.''] Auf: ''esa.int.'' 14.&nbsp;Juni 2013, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.</ref><ref name=":7" />

Der Messbetrieb verlangt eine äußerst präzise Regelung der Lage und der Drehgeschwindigkeit. Zur Feinregelung während des Messbetriebs hat Gaia zwei mal sechs Kaltgasdüsen mit sehr kleinem variablen Schub von 10 bis 150&nbsp;Mikronewton an Bord. Diese bilden das ''Micro Propulsion Subsystem'' (MPS) und verwenden [[Stickstoff]] als Druckgas.<ref name=":6" />

Beim Start verfügte die Sonde über ungefähr 400&nbsp;kg chemische Treibstoffe und zwei Tanks mit jeweils 28,5&nbsp;kg Stickstoff unter einem Druck von 310&nbsp;bar.<ref name=":8" />

Es gibt zwei unabhängige [[Sternsensor]]en zur Navigation im kalten (sonnenabgewandten) Bereich und drei [[Sonnensensor]]en im heißen Bereich, dazu drei redundante [[Faserkreisel]].<ref name=":7" /> Die Geschwindigkeiten, mit denen die Sterne über die Fokussierebene wandern, ergeben weitere Daten über die Drehgeschwindigkeit und die Lage im Raum. Im Wissenschaftsbetrieb werden nur die Sternsensoren in Verbindung mit den Daten aus der Kamera verwendet. Die anderen Sensoren dienen nur der Fehlererkennung und Fehlerkorrektur. Das System kann Lageveränderungen durch einen Mikrometeoriteneinschlag innerhalb sehr kurzer Zeit automatisch kompensieren. Gaia kann dabei automatisch zwischen verschiedenen Formen der Lageregelung und zwischen den beiden Antriebsarten wechseln und dabei den Einsatz von Triebwerken und Treibstoff optimieren.<ref name=":7" />

== Instrumente ==
{|
|-
| style="width:50%" |[[Datei:Schéma-gaia.png|rahmenlos]]
* Spiegel von Teleskop 1 (M1, M2, M3)
* Spiegel von Teleskop 2 (M’1, M’2, M’3)
* Die Spiegel M4, M’4, M5, M6 sind weggelassen
Andere Komponenten:
# Optische Bank, ein Ring aus Siliziumkarbid
# Kühlradiator
# Elektronik der Fokussierebene
# Stickstofftanks
# Prismen für das Spektroskop
# Treibstofftanks
# Startracker
# Telekommunikationsteil und Batterien
# Hauptantrieb
| style="width:50%" | [[Datei:M4-au-plan-focal.png|rahmenlos]]
Lichtpfad für Teleskop, Aufbau der Fokussierebene und der Instrumente:<br />
Durch die Rotation der Sonde streichen die Bilder in der Fokussierebene von rechts nach links mit einer Geschwindigkeit von 60 Bogensekunden pro Sekunde.<ref name="focalplane">{{cite web |url=http://sci.esa.int/gaia/40129-payload-module/?fbodylongid=1907 |work=ESA Science and Technology |title=Gaia Focal Plane}}</ref>
# Einfallendes Licht von Spiegel M3
# Einfallendes Licht von Spiegel M’3
# Fokussierebene mit Detektoren für das astrometrische Instrument in hellblau, Photometer für blaues Licht in dunkelblau, Photometer für rotes Licht in rot. Spektrometer für Radialgeschwindigkeit (Dopplermessung der Calcium-Linien) in rosa
# Spiegel M4 and M’4, die die beiden Lichtwege kombinieren
# Spiegel M5
# Spiegel M6, der die Fokussierebene beleuchtet
# Optik und Prismen für die Ermittlung der Radialgeschwindigkeit
# Prismen für das blaue (BP) und rote (RP) Photometer
|}

=== Teleskope ===
Gaia trägt drei wissenschaftliche Hauptinstrumente, die gemeinsam von zwei [[Spiegelteleskop]]en mit weit voneinander getrennten Gesichtsfeldern am Himmel versorgt werden. Die Teleskope haben keine kreisförmigen, sondern 38&nbsp;kg schwere [[Hohlspiegel|konkave]] rechteckige Primärspiegel der Größe 145&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;50&nbsp;cm (M1, M’1). Die [[Konvexspiegel|konvexen]] Sekundärspiegel (M2, M’2) sind 35&nbsp;×&nbsp;16&nbsp;cm groß. Von dort trifft das Licht auf die beiden konkaven Tertiärspiegel (M3, M’3) in der Größe von 65&nbsp;×&nbsp;28&nbsp;cm. Diese Spiegel lenken das Licht auf die beiden flachen Kombinierer-Spiegel M4 und M’4 mit 19&nbsp;×&nbsp;7&nbsp;cm, die das Licht beider Teleskope kombinieren und weiterleiten auf M5. Von dort aus gelangt es über M6 auf die Fokussierebene. M5 und M6 sind flach und haben eine Größe von 55&nbsp;×&nbsp;34&nbsp;cm. Alle zehn Spiegel bestehen aus gesintertem [[Siliziumkarbid]] und haben eine hochreflektierende geschützte Silberoberfläche. Die Teleskope haben eine Brennweite von 35&nbsp;m. Die beiden Sekundärspiegel haben [[Aktuator]]en, die die Spiegel in einem Bereich von 5° bewegen können. Alle Instrumente schauen auf dieselben um 106,5° getrennten Himmelsabschnitte, die von je einem der beiden Teleskope abgebildet werden. Die beiden Gesichtsfelder sind etwa 1,4°&nbsp;×&nbsp;0,7° groß, überdecken am Himmel also etwa die vierfache Fläche der Sonnen- bzw. Vollmondscheibe.<ref name=":1">{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/49199-gaia-mirrors-ready-to-shine/ |titel=Gaia mirrors ready to shine |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref>

Die Spiegelrohlinge stammen von Boostec aus [[Bazet]] in Frankreich. Gesintertes Siliziumkarbid ergibt beim Schleifen keine glatten Oberflächen; nach dem vorläufigen Schliff wurden die Spiegel deswegen von [[Schunk Group|Schunk Kohlenstofftechnik]] in [[Heuchelheim (Hessen)|Heuchelheim]] in einem speziellen Prozess mit einer zusätzlichen Lage Siliziumkarbid beschichtet.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/46271-first-gaia-mirrors-completed/ |titel=First Gaia mirrors completed |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref> Siliziumkarbid hat eine Härte, die nahe an die von Diamant heranreicht; die Endbearbeitung war entsprechend sehr zeitaufwendig. Dabei wurden die Spiegel auf eine Präzision von 10&nbsp;nm geschliffen; außerdem mussten sich die Spiegel beider Seiten sehr ähnlich sein. Die beiden Primärspiegel wurden von [[Sagem]] bei Paris geschliffen, die beiden M2- und M4- sowie M5- und M6-Spiegel wurden von AMOS in [[Lüttich]], Belgien bearbeitet, die beiden M3-Spiegel von [[Carl Zeiss (Unternehmen)|Carl Zeiss]] Optronics GmbH in [[Oberkochen]], Deutschland. Die Spiegel wurden schließlich von Sagem mit Silber beschichtet, mit Ausnahme der beiden M3-Spiegel, die von Zeiss fertiggestellt wurden.<ref name=":1" />

=== Kamera ===
[[Datei:Gaia-plan-focal.png|links|mini|SM = Skymapper<br />AF = Astrometric Field<br />BP = Blue Photometer<br />RP = Red Photometer<br />RVS = Radial Velocity Spectrograph<br />WFS = Wave Front Sensor<br />BAM = Basic Angle Monitor]]

Das Licht von beiden Teleskopen fällt auf eine gemeinsame Fokussierebene. Dort werden die Objekte gemeinsam erfasst von einem Feld von insgesamt 106 hochempfindlichen [[CCD-Sensor|CCD]]-Detektoren mit einer Abmessung von 6&nbsp;×&nbsp;4,7&nbsp;cm und einer Auflösung von je 4500&nbsp;×&nbsp;1966&nbsp;[[Pixel]].<ref>{{Internetquelle |url=http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/payload-module |titel=Payload module |hrsg=ESA |datum=2009-08-25 |zugriff=2013-12-25 |sprache=en}}</ref> Zusammen haben die Sensoren rund eine Milliarde Pixel; das ist die hochauflösendste jemals im Weltraum betriebene Kamera. Die CCDs erfassen Wellenlängen von 330–1050&nbsp;nm, also zusätzlich einen Bereich im UV und im Infrarot, der über das Wahrnehmungsvermögen von 400–760&nbsp;nm des menschlichen Auges hinausgeht. Die CCDs sind auf einer 20&nbsp;kg schweren Platte aus Siliziumkarbid von der Größe 1,0&nbsp;×&nbsp;0,5&nbsp;m montiert.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/48890-the-complete-gaia-ccd-array-flight-model/ |titel=The complete Gaia CCD array (flight model) |zugriff=2017-08-20 |sprache=en-GB}}</ref>

==== Astrometrie ====
Die beiden Reihen von je 7 Skymapper-CCDS erkennen, welches Objekt von welchem Teleskop stammt. Ein Feld von 62 dieser CCD-Detektoren in einem 7&nbsp;×&nbsp;9-Raster registriert die Himmelsobjekte mehrfach. Das Detektorfeld erfasst die Sternpositionen am Himmel mit einer Präzision von teilweise besser als 30 Mikrobogensekunden (μas).<ref>{{Internetquelle |url=https://www.youtube.com/watch?v=T5e9ETyZq6M |titel=AstroViews 8: Gaia und die Vermessung der Galaxis (Video) |hrsg=Spektrum der Wissenschaften |datum=2014-01-03 |zugriff=2014-01-06 |sprache=de}}</ref> Unter Berücksichtigung aller Messungen wird am Ende der Mission für ein Objekt ein Parallaxenfehler erwartet, der z.&nbsp;B. für einen Stern der Klasse M6V mit einer Helligkeit von 15&nbsp;mag bei 9&nbsp;μas liegt.<ref name=":5">{{Internetquelle |url=http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/science-performance |titel=Gaia – Science Performance |hrsg=ESA |datum=2014-06-01 |zugriff=2016-07-30 |sprache=en}}</ref> Die Genauigkeit soll gegenüber der Vorgängermission [[Hipparcos]] um einen Faktor 20 bis 50 höher liegen. (Siehe auch: Abschnitt [[#Probleme|Probleme]].) Über die Messung der [[Parallaxe]] lässt sich die Entfernung bestimmen. Durch die mehrfache Vermessung von Sternen während der Lebensdauer der Sonde sind die [[Winkelgeschwindigkeit]]en von Sternbewegungen ableitbar.

Das Instrument misst die Helligkeit aller Objekte im „Gaia-G-Band“, dem Wellenbereich zwischen 330 und 1050&nbsp;nm, in dem die Sensoren empfindlich sind. Die beobachtete Helligkeit zusammen mit der berechneten Entfernung und der durch Spektroskopie ermittelten Spektralverschiebung ermöglicht die Bestimmung der tatsächlichen [[Leuchtkraft]] eines Objekts.

Bereits bei der anfänglichen Verarbeitung der CCD-Daten wird eine starke Datenreduktion vorgenommen, indem schwarze Pixel und lichtschwache Objekte mit einer Magnitude von höher als 20,7 bei der Weiterbearbeitung ignoriert werden. Die relevanten Objekte werden als Minibild mit einigen umgebenden Pixeln ausgeschnitten, ihre Position vermerkt, mit einem Zeitstempel versehen und einzeln weiterverarbeitet. Zwei CCDs ''(BAM)'' dienen der konstanten Messung des Grundwinkels von 106,5° zwischen den beiden Teleskopen. Für eine exakte Positionsbestimmung ist die Kenntnis von minimalen Abweichungen des Grundwinkels nötig. Die beiden [[Wellenfront-Sensor|Wave-Front-Sensoren]] sollen die optische Qualität der beiden Teleskope überwachen und sicherstellen, dass beide Teleskope optimal fokussiert sind.<ref name=":4" />

==== Photometrie ====
14 CCD-Detektoren in zwei Reihen messen Helligkeit und Farben in einem breiten Wellenlängenbereich. Die erste Reihe von CCD-Detektoren für das blaue Photometer (BP) verwendet ein [[Prisma (Optik)|Prisma]] und deckt den ''blauen'' Wellenlängenbereich 330 bis 680&nbsp;nm ab. Die zweite Reihe von CCD-Detektoren für das rote Photometer (RP) benutzt ein anderes Prisma und deckt den ''roten'' Wellenlängenbereich 640 bis 1050&nbsp;nm ab. Das spektrale [[Auflösungsvermögen]] liegt zwischen 15 und 60 und ist extrem niedrig, sodass man hier üblicherweise nicht von „Spektren“ spricht, sondern von [[Spektrophotometrie]].

Die zentrale Aufgabe dieser Photometriemessungen ist es, jeden einzelnen der eine Milliarde von Gaia beobachteten Sterne charakterisieren zu können, d.&nbsp;h., dessen [[Temperatur]], Oberflächengravitation und [[Metallizität]] zu messen.<ref>''[http://arxiv.org/abs/1309.2157 The Gaia astrophysical parameters inference system (Apsis). Pre-launch description.]'' 2013.</ref> Diese Eigenschaften der Sterne sind (neben ihrer Position, Entfernung und Geschwindigkeit) wichtig, um z.&nbsp;B. Rückschlüsse auf die Sternentstehungsgeschichte der Milchstraße zu ziehen. Außerdem kann die Photometrie dazu genutzt werden, Sterne von anderen Himmelsobjekten wie Asteroiden, Galaxien oder Quasaren zu unterscheiden, die ebenfalls von Gaia beobachtet werden. Photometrische Daten sind nötig für eine farbkorrigierte Berechnung der Helligkeit und zur Korrektur der übrigen Messungen. Durch Rot- oder Blauverschiebung des Spektrums kann ein Objekt einen veränderten Helligkeitswert haben, weil dadurch ein Teil des Spektrums außerhalb des Empfindlichkeitsbereichs der Sensoren liegt.

==== Spektroskopie ====
Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS) benutzt dasselbe kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das photometrische Instrument. Es arbeitet mit zwölf CCD-Detektoren, die [[Linienspektrum|Linienspektren]] der Sterne aufnehmen, aus denen sich die Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie ableiten lassen. Zusammen mit dem Photometer wird eine genaue Klassifikation vieler der beobachteten Objekte möglich sein. Die Messung der [[Radialgeschwindigkeit]]en von vielen Sternen ist notwendig zur Erreichung der wissenschaftlichen Ziele der Gaia-Mission. Nur mit solchen gemessenen Radialgeschwindigkeiten lassen sich etwa Modelle des [[Gravitationspotential]]s unserer Milchstraße oder der Sternentstehungsgeschichte experimentell einschränken.

Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer besitzt mit 11500 ein weitaus höheres spektrales [[Auflösungsvermögen]] als die Photometer, deckt jedoch einen weitaus kleineren Wellenlängenbereich (845 bis 872&nbsp;nm) ab. In diesem Wellenlängenbereich zeigen Sterne charakteristische [[Absorptionslinien]] des sogenannten [[Calcium]]-Tripletts. Das hohe Auflösungsvermögen ermöglicht es, die Wellenlängen dieser drei Calcium-Absorptionslinien zu messen, sodass ein Vergleich der Wellenlängen mit Laborwerten erlaubt, die [[Radialgeschwindigkeit]] des Sternes über den [[Doppler-Effekt]] zu bestimmen.

Möglich ist diese spektroskopische Messung für Objekte, die heller sind als eine Magnitude von 17. Aufgrund des hohen Auflösungsvermögens ist das Radialgeschwindigkeitsspektrometer auf die helleren Sterne beschränkt. Voraussichtlich sind etwa 50 bis 100 Millionen Sterne hell genug für das Radialgeschwindigkeitsspektrometer, wohingegen die Photometrie aufgrund ihrer höheren Empfindlichkeit etwa eine Milliarde Sterne messen kann. Dennoch wird Gaias Radialgeschwindigkeitsspektrometer mit vielen Millionen Sternspektren den zurzeit mit Abstand größten Katalog von Sternspektren liefern.

Zur Kalibrierung der Spektren und damit der Radialgeschwindigkeiten waren die meisten der bisher üblichen Vergleichssterne ungeeignet, da sie zu hell sind; einige stellten sich inzwischen sogar als Doppelsterne heraus. Für die Mission wurden daher neue lichtschwächere Vergleichssterne gesucht. 1420 Sterne mit gut bekannten Radialgeschwindigkeiten bildeten eine vorläufige Liste von Vergleichssternen. Es ist möglich, dass mit fortschreitender Beobachtung manche davon wieder gestrichen werden. Die endgültige Liste der Vergleichssterne steht erst am Ende der Mission fest.<ref>{{Literatur |Autor=F. Crifo, G. Jasniewicz, C. Soubiran, D. Katz, A. Siebert, L. Veltz, S. Udry |Titel=Towards a new full-sky list of radial velocity standard stars |Datum=2010-08-12 |DOI=10.1051/0004-6361/201015315 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/16/aa15315-10.pdf}}</ref>

=== Datenverarbeitung ===
Die Beobachtungen benötigen eine sehr präzise Zeiterfassung; diese wird durch eine bordeigene hochstablie 10-MHz-Rubidium-[[Atomuhr]] erreicht. Jede Messung wird mit einem genauen Zeitstempel versehen. Die Datenverarbeitung erfolgt in einer modularen Architektur, die der Anordnung der Detektoren entspricht. Zur Datenerfassung hat das Datenverarbeitungssystem sieben Videoverarbeitungseinheiten (VPU), eine Einheit für jede Detektorreihe. Jede VPU enthält einen speziellen von Astrium entwickelten Vorprozessor und für den Hauptteil der Verarbeitung ein ''SCS750 [[PowerPC]] Board'' von [[Maxwell Technologies]] aus San Diego, USA.<ref>{{Literatur |Hrsg=DDC, San Diego |Titel=SCS750 – Single Board Computer for Space |Sammelwerk=Document #: 1004741 {{!}} Rev. 8 |Ort=San Diego |Online=http://www.ddc-web.com/Products/Microelectronics/images/documents/SCS750_rev8_r6.pdf}}</ref> Jedes Board verfügt über drei parallel arbeitende [[PowerPC G3|PowerPC-750FX]]-Prozessoren, deren Rechenergebnisse permanent über eine Logik zur automatischen Fehlerkorrektur verglichen werden. Fehler werden automatisch korrigiert und ein fehlerhaft arbeitender Prozessor wird innerhalb von 1&nbsp;ms neu gestartet, ohne dass laufende Programme beeinträchtigt werden.<ref>{{Literatur |Autor=Larry Longden, Chad Thibodeau, Robert Hillman, Phil Layton, Michael Dowd |Hrsg=Maxwell Technologies Microelectronics |Titel=Designing A Single Board Computer For Space Using The Most Advanced Processor and Mitigation Technologies |Ort=San Diego, CA |Online=http://www.maxwell.com/images/documents/case_study_micro_super_computer_design.pdf}}</ref> Jede der sieben VPU hat eine Rechenkapazität von 1000&nbsp;[[Instruktionen pro Sekunde|MIPS]].<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/44228-gaia-video-processing-unit-test-model-delivered/ |titel=Gaia video processing unit test model delivered |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref> Alle Daten werden ohne Zwischenspeicherung in Echtzeit verarbeitet, und die Sensoren werden synchronisiert in der exakt gleichen Geschwindigkeit ausgelesen, in der die Objekte über die Detektoren wandern. Der Ausfall einer der sieben Videoverarbeitungseinheiten hätte wenig Auswirkung auf die Ergebnisse.

Für die Speicherung der Ergebnisse gibt es einen gemeinsamen, separat betriebenen 800-Gbit-[[Solid-State-Drive|Solid-State-Massenspeicher]].<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/40129-payload-module/?fbodylongid=1909 |titel=Payload Module |zugriff=2017-08-06 |sprache=en-GB}}</ref> Im Durchschnitt werden täglich 40 Millionen Objekte beobachtet, 400 bis 500 Millionen Messungen durchgeführt und 40&nbsp;GB an Daten produziert. Bei Messungen in der galaktischen Ebene wurden an einem Tag sogar 270 Millionen Objekte und 3 Milliarden Messungen registriert. Die sondeneigenen Computersysteme sind die bis dahin leistungsfähigsten, die jemals im Weltall eingesetzt wurden.

== Start und Testphase ==
[[Datei:L2 rendering.jpg|mini|hochkant=1.3|Die Position des Lagrange-Punktes L<sub>2</sub>]]

=== Start ===
Der Start war zunächst für den 20. November 2013 geplant, wurde aber dann aus technischen Gründen verschoben und erfolgte am 19.&nbsp;Dezember um 9:12&nbsp;Uhr [[Koordinierte Weltzeit|UTC]]<ref name="as_launch">{{Internetquelle |url=http://www.arianespace.com/press-release/arianespace-successfully-launches-the-gaia-scientific-satellite/ |titel=Arianespace successfully launches the Gaia scientific satellite |hrsg=Arianespace |datum=2013-12-19 |zugriff=2016-02-23 |sprache=en}}</ref> mit einer vierstufigen russischen [[Sojus (Rakete)#Sojus in Kourou|Sojus-Fregat]]-Rakete vom [[Centre Spatial Guyanais]] in [[Französisch-Guayana]]. Die Startmasse der Sonde war 2030&nbsp;kg, davon 710&nbsp;kg für die Nutzlast, 920&nbsp;kg für das Servicemodul und 400&nbsp;kg Treibstoffe.<ref>{{Literatur |Autor=esa |Titel=Gaia factsheet |Sammelwerk=European Space Agency |Online=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia_factsheet |Abruf=2017-08-13}}</ref>

Die Rakete erreichte mit Hilfe der Fregat-Stufe eine Umlaufbahn in einer Höhe von 175&nbsp;km. Elf Minuten später wurde die Fregat-Stufe erneut gezündet und brachte die Sonde auf eine Transferbahn. 42&nbsp;Minuten nach dem Abheben wurde die Fregat abgetrennt, und nach knapp 90&nbsp;Minuten war der Sonnenschild ausgefahren.

=== Testphase ===
Am 8.&nbsp;Januar 2014 erreichte Gaia ihren Orbit um den Sonne-Erde-[[Lagrange-Punkte|Lagrange-Punkt]] L<sub>2</sub>.<ref name="gaia_enters_orbit">{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Gaia_enters_its_operational_orbit |titel=Gaia enters its operational orbit |hrsg=ESA |datum=2014-01-08 |zugriff=2014-01-08 |sprache=en}}</ref> Der L<sub>2</sub>-Punkt liegt von der Sonne aus in etwa vierfacher Mondentfernung etwa 1,5&nbsp;Millionen&nbsp;km hinter der Erde. Dieser gravitative Gleichgewichtspunkt läuft in festem Abstand mit der Erde um die Sonne und ermöglicht einen ungestörteren Blick auf das Weltall als aus einer niedrigeren Erdumlaufbahn. Gaia nahm eine [[Lissajous-Orbit|Lissajous-Bahn]] mit einem Abstand von {{nowrap|1=263.000 km × 707.000 km × 370.000 km}} um L<sub>2</sub> ein,<ref>Günter Gatzel: [http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/08012014211502.shtml ''Gaia hat Zielorbit erreicht.''] Auf: ''Raumfahrer.net.'' 8.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.</ref><ref>Daniel: [http://blogs.esa.int/gaia/2014/01/07/the-flight-dynamics-expertise-behind-gaias-critical-manoeuvre/ ''The flight dynamics expertise behind Gaia’s critical manoeuvre.''] Auf: ''blogs.esa.int.'' 7.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.</ref> um so zu gewährleisten, dass sie mindestens sechs Jahre lang nicht in den [[Schatten#Halbschatten|Halbschatten]] der Erde eintritt. Letzteres würde die Energieversorgung beeinträchtigen und durch die [[Ausdehnungskoeffizient|Wärmeausdehnung]] der optischen Komponenten bei Temperaturänderungen vorübergehend die Abbildungsqualität verringern.<ref name="esa_L2_orbit">{{Internetquelle |autor=François Mignard |url=https://web.archive.org/web/20160304051736/http://www.rssd.esa.int/SA/GAIA/docs/info_sheets/IN_L2_orbit.pdf|titel=Gaia&nbsp;– Taking the Galactic Census. The L2 Orbit |hrsg=ESA |datum=2009-08-25 |zugriff=2013-12-20 |format=PDF |sprache=en}}</ref>

=== Kalibrierung ===
Die Testphase (''Commissioning''-Phase) endete am 18.&nbsp;Juli 2014. Es schloss sich eine [[Kalibrierung]]sphase von 28&nbsp;Tagen an, während der die [[Ekliptikale Breite|ekliptischen Pole]] intensiv vermessen wurden. In dieser Zeit wurde Gaia im ''Ecliptic Poles Scan Law Modus'' (EPSL) betrieben, bei dem die beiden Pole bei jeder Umdrehung zwei Mal vermessen wurden. Für die Vermessung der Pole wurde der ''Ecliptic Pole Catalogue'' (EPC, später ''Gaia Ecliptic Pole Cataloge,'' GEPC), erstellt. Der südliche Teil des Katalogs wurde durch Beobachtungen mit dem [[MPG/ESO-2,2-m-Teleskop|2,2-Meter-Teleskop]] des [[Max-Planck-Institut für Astronomie|Max-Planck-Instituts für Astronomie]] in [[La-Silla-Observatorium|La Silla]], Chile erstellt, der nördliche Teil mit dem [[Canada-France-Hawaii Telescope|CFHT]]-3,6-Meter-Teleskop auf [[Mauna-Kea-Observatorium|Mauna Kea]], Hawaii. Der GEPC-V.-3.0-Katalog enthält 612.946 Objekte aus einem Feld von jeweils einem Quadratgrad am Nord- und am Südpol. Der nördliche Pol ist relativ sternarm und enthält 164.468 Objekte, während der südliche Pol noch im Bereich der [[Magellansche Wolken|Großen Magellanschen Wolke]] liegt und 448.478 Objekte umfasst.<ref>{{Literatur |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.1 |Hrsg=European Space Agency and Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Datum=2017-02-17 |Seiten=78–87 |Online=https://gaia.esac.esa.int/documentation//GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.1.pdf}}</ref>

Im Anschluss an die Kalibrierung wurden die Messungen auf das ganze Himmelsgebiet ausgeweitet. Seither befindet sich Gaia im regulären „Scanmodus“ und produziert wissenschaftliche Daten. Ungefähr einmal im Monat müssen die Hydrazintriebwerke den Kurs der Sonde korrigieren.

== Betrieb ==
[[Datei:Gaia Scan de.svg|mini|Gaias Scanmethode]]

=== Bodenkontrolle ===
Die Bodenkontrolle erfolgt vom [[Europäisches Raumflugkontrollzentrum|Europäischen Raumflugkontrollzentrum]] (ESOC) in [[Darmstadt]] aus. Die Bodenkontrolle in Darmstadt nutzt ausschließlich die Telemetriedaten und ist zuständig für die Verfolgung der genauen Lage und eventuelle Kurskorrekturen. ESOC ist auch zuständig für die Planung und Zuteilung der entsprechenden Downloadkapazitäten des [[ESTRACK]]-Netzwerks für die Daten in Abwägung mit den Bedürfnissen anderer gleichzeitig laufender Missionen. Die Daten aller drei Antennen laufen bei der Bodenkontrolle zusammen und werden von dort zum [[Europäisches Weltraumastronomiezentrum|Europäischen Weltraumastronomiezentrum]] (ESAC) weitergeleitet. ESOC verarbeitet auch die Daten der ''Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit'' (GBOT) zur Positionsbestimmung. ESOC wird die Rekonstruktion der Sondenposition durchführen, die die Grundlage für die genaue Berechnungen der Objektpositionen bildet. Alle wissenschaftlichen Operationen werden unter Verwendung der spanischen Bodenstation in [[Cebreros]] und der ESAC in Villafranca ausgeführt.

=== Beobachtungsstrategie ===
Die Beobachtung erfolgt von einer überwachten Lissajous-Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt L<sub>2</sub>. Während der Beobachtungsphase dreht sich die Sonde kontinuierlich hochpräzise mit gleichbleibender Geschwindigkeit um die eigene Achse, wobei die Rotationsgeschwindigkeit mit der Auslesegeschwindigkeit der Sensoren synchronisiert ist. In sechs Stunden erfasst der Satellit mit seinen beiden Beobachtungsfeldern Objekte in einem schmalen Himmelsstreifen von 360° rechtwinklig zur Rotationsachse. Da die beiden Beobachtungsfelder 106,5° auseinanderliegen, durchzieht ein Objekt beide Beobachtungsfelder nacheinander im Abstand von 106,5&nbsp;Minuten. Die einzelnen Sensoren werden in einer Zeit von 4,4&nbsp;Sekunden überstrichen, und diese Zeit ist auch die Belichtungszeit. Die Drehachse zeigt nicht in eine feste Richtung im Raum, sondern wandert sehr langsam in einer Kreisbewegung weiter und beschreibt in 63&nbsp;Tagen einen Kreis, sodass in der Folge der Beobachtungsstreifen weiterwandert und der gesamte Himmel durchmustert wird. Während der ganzen Beobachtungszeit befindet sich die Sonde mit dem Sonnenschild in Richtung Sonne unter einem Winkel von 45°.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/scanning-law |titel=Scanning Law – Cosmos |zugriff=2017-08-06 |sprache=en-GB}}</ref> Objekte müssen zur Erfassung kleiner als ungefähr 500 bis 600&nbsp;mas im Durchmesser sein, was die Planeten und einige von ihren Monden sowie einige Asteroiden von der Erfassung ausschließt.

=== Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit ===
Für genaue Berechnungen muss die Position der Sonde zu jeder Zeit sehr genau bekannt sein, insbesondere muss die Länge der [[Basislinie (Geodäsie)|Basislinie]] für die Parallaxenmessung bekannt sein. Die absolute Geschwindigkeit in Bezug auf das [[Baryzentrum]] des Sonnensystems muss bis auf 2,5&nbsp;mm/s bekannt sein und die absolute Position auf 150&nbsp;m genau.<ref>{{Literatur |Autor=Martin Altmann et al. |Hrsg=GBOT |Titel=GBOT – Ground Based Optical Tracking of the Gaia satellite |Datum=2014 |Seiten=2 |Online=http://gbot.obspm.fr/gbotpipeline/spie9149-25.pdf}}</ref> Eine sehr präzise Messmethode ist das [[Delta-DOR-Verfahren]], das zwei weit auseinanderstehende Antennen benötigt. Delta-DOR kann die Position auf 22 Meter genau bestimmen.<ref name=":32">{{Literatur |Titel=Media kit for Gaia Data Release 1 |Hrsg=ESA |Nummer=SRE-A-COEG-2016-001 |Datum=2016-09 |Seiten=22 |Online=http://sci.esa.int/science-e/www/object/doc.cfm?fobjectid=58261}}</ref> Es ist aber nicht möglich, für die gesamte Beobachtungszeit zwei der Antennen des ESTRACK-Netzwerks zur Verfügung zu stellen, denn es müssen auch andere Missionen zeitweise auf die Antennen zugreifen. Eine Radarmessung alleine von einer Antenne aus ergibt eine Genauigkeit von 2000&nbsp;m in Position und 10&nbsp;mm/s in Geschwindigkeit sowie 75&nbsp;m und 1&nbsp;mm/s radial.<ref>{{Literatur |Autor=M. Altmann et al. |Titel=Ground Based Optical Tracking of Gaia |Sammelwerk=Proceedings of Gaia Follow-up Network for Solar System Objects. Workshop held at IMCCE-Paris Observatory 2010. November 29 – December 1 |Seiten=27 |Online=https://gaiafunsso.imcce.fr/workshop/GFSSO-Proceedings-2010.pdf}}</ref>

Dieses Problem wird durch die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT) gelöst: Während der gesamten Missionszeit blicken regelmäßig Teleskope auf die Sonde und verzeichnen deren Position, sodass für jeden beliebigen Zeitpunkt die genaue Position der Sonde berechnet werden kann. Dieses Verfahren wurde vor dem Start erfolgreich an der deutlich kleineren [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]-Sonde und am [[Planck-Weltraumteleskop]] getestet, die beide bei L<sub>2</sub> operierten.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/42754-nasa-s-wmap-poses-for-esa-s-gaia/ |titel=NASA’s WMAP poses for ESA’s Gaia |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref> Die Position wird relativ zu den Bezugssternen ausgewertet. Da deren Positionen, Parallaxen und Bewegungen erst nach der Beobachtung und Auswertung genauer bekannt werden, wird die Positionsbestimmung mit verbesserten Daten [[Rekursion|rekursiv]] wiederholt: Die genauere Positionsbestimmung der Sonde verbessert wiederum die Genauigkeit der Positionsmessungen der Bezugsobjekte und so weiter. GBOT kann die Sonde in einer Zeit von fünf bis sieben Tagen während Vollmond nicht beobachten, da der Mond von der Erde aus in dieser Zeit in Richtung L<sub>2</sub> steht und Gaia überstrahlt. In dieser Zeit können Delta-DOR-Messungen die Lücken kompensieren, sodass es keine Einbußen in der Datenqualität der Positionsdaten gibt. ESOC wertet die Ergebnisse der Antennenmessdaten und GBOT zur Bahnrekonstruktion aus.

Zu den Tracking-Teleskopen gehören das 2,5-m-VST-OMEGACAM auf dem [[Paranal-Observatorium|Paranal]] in Chile, das 2-m-Liverpool-Teleskop auf [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium|Roque de los Muchachos]], La Palma, Spanien, und das 2-m-Faulkes-North and -South auf dem [[Haleakalā|Haleakalā Observatorium]] auf Maui Island (Hawaii, USA) und in [[Siding-Spring-Observatorium|Siding Spring]] in Australien.<ref>{{Literatur |Titel=Gaia Data Release 1, Documentation release 1.1 |Hrsg=European Space Agency, Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Seiten=162 |Online=https://gaia.esac.esa.int/documentation//GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.1.pdf}}</ref> Diese Teleskope arbeiten teilweise automatisiert. Einige von ihnen sind auch im „Gaia Follow-up Network for Solar System Objects“ ''(Gaia-FUN-SSO)'' an der Verfolgung der Bahnen von neu gefundenen Objekten des Sonnensystems beteiligt.

=== Treibstoffvorräte und Missionsende ===
Die mitgeführten Treibstoffe sollen auf jeden Fall über die geplante Missionsdauer von {{Zeile|1=5 Jahren + ½ Jahr}} für die Testphase hinausreichen. Die chemischen Treibstoffe könnten die Sonde über Jahrzehnte hinaus am L<sub>2</sub>-Punkt stabilisieren, jedoch wird erwartet, dass die Vorräte an Stickstoff für die Kaltgastriebwerke nur für {{Zeile|1=10 ± 1 Jahre}} reichen.<ref name=":10">{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Titel=The Gaia Mission |Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=18 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref> Eine mögliche Missionsverlängerung steht immer unter dem Vorbehalt der Finanzierung durch die ESA bzw. der Bewilligung des Etats durch die beteiligten Mitglieder.

== Technische Grenzen ==
=== Begrenzte Rechenkapazität ===
Sehr dicht bevölkerte Himmelsabschnitte wie benachbarte Galaxien oder die dichtesten Bereiche der Milchstraße wie das [[Baade’sches Fenster|Baade’sche Fenster]] mit sehr vielen Objekten auf kleinem Raum stellen ein Problem für die interne Datenverarbeitung dar. Obwohl die sondeneigenen Recheneneinheiten eine hohe Rechenkapazität haben, so ist doch die Zahl der verarbeitbaren Objekte pro Zeiteinheit begrenzt und nicht verarbeitete Daten gehen dabei verloren, wobei hellere Objekte priorisiert werden. Gaia wird diese Regionen jedoch mehrfach mit unterschiedlichen Vorgaben untersuchen und dabei jedes Mal weitere neu entdeckte Objekte aufzeichnen.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/59023-gaia-s-snapshot-of-another-galaxy/ |titel=Gaia’s snapshot of another galaxy |zugriff=2017-08-05 |sprache=en-GB}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. H. J. de Bruijne, M. Allen, S. Azaz, A. Krone-Martins, T. Prod’homme, D. Hestroffer |Titel=Detecting stars, galaxies, and asteroids with Gaia |Datum=2015-02-02 |DOI=10.1051/0004-6361/201424018 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2015/04/aa24018-14.pdf}}</ref> Für die dichtesten Bereiche gibt es eine Begrenzung von 1.050.000 Objekten pro Quadratgrad.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission|Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=11 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref>

=== Begrenzte Downlink-Kapazität ===
Gaia produziert eine variable Menge an Daten, die vom europäischen 35-m-Antennennetz [[ESTRACK]] empfangen werden müssen. Von allen Missionen stellt Gaia die höchsten Anforderungen an das Antennennetz. Regionen mit wenigen Sternen verursachen weniger Daten, Regionen mit vielen Sternen produzieren mehr Daten. Die tägliche Auslastung wird vorausgeplant, um die benötigte Antennenzeit optimal zu nutzen. ESA erweiterte die Empfangskapazitäten der Anlagen auf bis zu 7.62&nbsp;Mbit/s, trotzdem reichen alle drei Antennen nicht aus, wenn besonders dicht bevölkerte Abschnitte ausgewertet werden. Zu manchen Zeiten, etwa wenn das [[Sichtfeld]] nahe der galaktischen Ebene liegt, überschreitet die Datenmenge sogar die Menge, die von allen drei Stationen empfangen werden kann. Da der Himmel mehrfach durchmustert wird, entscheidet ein intelligentes Datenraster, welche der weniger bedeutsamen Daten gelöscht werden.<ref name=":10" />

=== Gesättigte Sensoren ===
Bei Objekten, die heller als eine Magnitude von 3 sind, können die Sensoren keine genauen Werte mehr ausgeben. Die Zahl dieser sehr hellen Objekte ist vergleichsweise klein. Es gibt andere Möglichkeiten, die benötigten Daten für diese Objekte zu gewinnen, sodass der endgültige Sternenkatalog auch für diese Objekte vollständig sein wird. Die Skymapper CCDs sind weniger empfindlich, sodass diese Daten für die Auswertung herangezogen werden können.

== Probleme ==
Alle Systeme der Sonde funktionieren, und die Qualität der wissenschaftlichen Daten liegt im Rahmen den Erwartungen. Es traten jedoch einige kleinere Störungen und Einschränkungen in für so komplexe Raumfahrtmissionen üblichem Umfang auf.

=== Streulicht ===
Kurz nach dem Start wurden von den beteiligten Wissenschaftlern Streulichtprobleme an ''Gaia'' entdeckt. Licht der Sonne fand über Umwege einen Weg in die Optik des Teleskops. Nachdem zuerst Eisablagerungen am Rand des Sonnenschildes im Verdacht standen,<ref>[http://www.spektrum.de/news/den-himmelsvermesser-gaia-plagen-kleine-pannen/1224160 ''Den Himmelsvermesser Gaia plagen kleine Pannen.'']</ref> stellte sich heraus, dass die Glasfasern des Sonnenschildes über den Rand des Schildes herüberragen. Durch diesen Fehler wird es leichte Beeinträchtigungen der Beobachtung der lichtschwächsten Sterne geben.<ref name=":2">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news_20140729 |titel=Commissioning review: Gaia ready to start routine operations |hrsg=ESA |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref> Insbesondere die Magnitudenmessung der lichtschwächsten Objekte leidet in der Genauigkeit, außerdem werden die Spektralmessungen leicht beeinflusst.

=== Eis-Kontamination ===
Kurz nach dem Start wurde entdeckt, dass die Sterne in Gaias Detektoren scheinbar schnell lichtschwächer wurden. Als Ursache wurde rasch ein Niederschlag von Eiskristallen auf den Teleskopspiegeln vermutet. Dies wurde schon nach wenigen Wochen durch die probeweise Aufheizung eines Spiegels bewiesen: Der Lichtverlust verschwand genau bei Erreichen der vorausgesagten Temperatur. Von Februar bis September 2014 wurden die Gaia-Teleskope insgesamt vier Mal aufgeheizt, um den wiederkehrenden Niederschlag zu beseitigen. Es dauerte jedes Mal länger bis zur Wiederkehr, sodass Anfang 2015 die Hoffnung bestand, dass nur noch ein bis zwei weitere Dekontaminations-Kampagnen bis zum vollständigen Erlöschen der Quelle der Kontamination nötig sein werden. Vermutlich ist die Ursache der Kontamination von der Erde mitgebrachte Feuchtigkeit im warmen Versorgungsteil des Raumfahrzeugs.

Dieses Problem bedingt einen zeitweisen Lichtverlust und, während und nach den Aufheizphasen, einen gewissen Verlust an Missionszeit und Gleichmäßigkeit der Himmelsüberdeckung. Eine wesentliche Beeinträchtigung der Missionsziele wird nicht erwartet.<ref name=":2" />

=== Sechs-Stunden-Oszillation der Teleskop-Geometrie ===
Das an Bord befindliche Interferometer zur Kontrolle der sehr wichtigen geometrischen Stabilität der Instrumente zeigte von Beginn an eine periodische Variation des Winkels zwischen den beiden Teleskopen von etwa einer Millibogensekunde. Diese Oszillation ist stets vorhanden, sobald Gaia mit der geplanten 6-Stunden-Periode rotiert. Die Schwingung um eine Millibogensekunde entspricht einer gegenseitigen Verdrehung der beiden Teleskope von nur einigen Nanometern. Sie ist sehr präzise periodisch und streng mit der Orientierung von Gaia relativ zur Sonne verbunden. Die Gaia-Astronomen erwarten, dass der Effekt deshalb sehr genau kalibriert und damit aus den Messungen herausgerechnet werden kann.<ref name=":2" />

=== Defekte Düse ===
Bereits in der Testphase zeigte sich, dass sich bei der Düse 3B der chemischen Triebwerke das Ventil nicht öffnen lässt. Für den Rest der Mission wurde daraufhin dauerhaft auf die redundante Düse 3A umgeschaltet und die Steuerungssoftware modifiziert. Es gibt nun keine Redundanz mehr für diese Düse. Falls nun auch 3A ausfallen sollte, können die übrigen Düsen so eingesetzt werden, dass die fehlende Funktion kompensiert wird.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Hrsg=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-16 |Seiten=15 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf}}</ref>

=== Tracking ===
Zur exakten Positionsbestimmung wird Gaia während der Beobachtungsphasen regelmäßig mit Teleskopen beobachtet. Als Gaia an ihrer bestimmten Position angekommen war, stellte sich heraus, dass sie von der Erde aus gesehen am unteren Ende des vorberechneten Helligkeitsbereichs war. Gaia war im Wissenschaftsbetrieb mit einer [[Scheinbare Helligkeit|Magnitude]] zwischen 20 und 21,2 mehr als zwei Magnituden schwächer als die Sonden [[WMAP]] und [[Planck-Weltraumteleskop|Planck]].<ref>{{Literatur |Autor=Martin Altmann et al. |Hrsg=GBOT |Titel=GBOT – Ground Based Optical Tracking of the Gaia satellite |Datum=2014 |Seiten=6 |Online=http://gbot.obspm.fr/gbotpipeline/spie9149-25.pdf}}</ref> Die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT), die mit Teleskopen arbeitet, musste die Trackingreihenfolgen ändern und in manchen Fällen andere Teleskope einsetzen. Waren ursprünglich 1- bis 2-Meter-Teleskope eingeplant, so sind jetzt 2- bis 3-Meter-Teleskope im Einsatz. Der neue Plan ermöglicht, dass die Bahn in Zusammenarbeit mit Radioteleskopen zu jeder Zeit rekonstruiert werden kann und alle wissenschaftlichen Ziele erreicht werden können.<ref name=":2" />

== Data Processing & Analysis Consortium (DPAC) ==
Nicht nur die Konstruktion der Sonde war eine große Aufgabe, auch die Verarbeitung der Daten durch die erdbasierten Computersysteme war eine Herausforderung. Anders als bei anderen Missionen sind die Rohdaten ohne weitere Behandlung nicht nutzbar. Die ESA musste neue Software entwickeln, damit die gewonnenen Daten am Boden effizient verarbeitet und archiviert werden und für die Nutzung aufbereitet werden können. Zudem wurden die Empfangskapazitäten der drei 35-Meter-Antennen des ESTRACK-Netzwerks ausgebaut.

Die Daten vom Antennennetzwerk werden zuerst im ESAC gebündelt und verarbeitet und dann zur wissenschaftlichen Aufbereitung an das „Data Processing & Analysis Consortium“ (DPAC) weitergeleitet, eine in neun Coordination Units (CUs) organisierte Gemeinschaft von Astronomen und Softwarespezialisten, das auch für die Kalibrierung der Sonde zuständig ist. Das Zentrum von DPAC mit der zentralen Bündelung aller Daten befindet sich in [[Villafranca del Castillo]] in Spanien und wird von der ESA bereitgestellt und unterhalten. Die Kosten für die Weiterverarbeitung der Daten werden aus den nationalen Budgets getragen, nicht von der ESA.

=== Standorte ===
Die Aufbereitung geschieht an sechs Standorten in verschiedenen Ländern durch ein Team von ungefähr 450 Wissenschaftlern und Entwicklern mit eigenen Datenzentren in Villafranca, Barcelona, Cambridge, Genf, Turin und [[Centre national d’études spatiales|CNES]] in Toulouse.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium |titel=DPAC Consortium – Cosmos |zugriff=2017-08-13 |sprache=en-GB}}</ref> Das CNES-Datenzentrum in Toulouse speichert einen kompletten Datensatz aller Gaia-Daten als [[Sicherheitskopie]] an einem anderen Ort. Weitere Teams von Wissenschaftlern und Entwicklern entwickeln an verschiedenen Standorten computergestützte Methoden, mit denen sich die gefundenen Objekte in verschiedene Klassen gruppieren lassen. Die Sonde soll während der geplanten fünf Jahre Missionsdauer eine Datenmenge von insgesamt über einem [[Vorsätze für Maßeinheiten|Petabyte]] produzieren, was der Datenkapazität von 1,5 Millionen CD-ROMs oder 200.000 DVDs entspricht.

=== Arbeitsgruppen ===
Die erste Gruppe, CU1, ist zuständig für die Softwareentwicklung und Ausarbeitung der Strategie für die Datenverarbeitung. Die zweite Einheit, CU2, ist zuständig für die Simulationen, die nötig waren, um die Software vor dem Einsatz zu testen und den Umgang damit einzuüben.

Drei Einheiten sind zuständig für die weitere Datenverarbeitung der verschiedenen Detektortypen. CU3 kümmert sich um die astrometrischen Daten, die Position und Bewegungsrichtung von Objekten am Himmel. Für diese Aufgaben wird der größte Teil der Rechenkapazitäten benötigt. CU3 übernimmt den Weg vom Empfang der rohen Telemetriedaten bis hin zur astrometrischen Lösung, ebenso wie eine erste Sichtung des Materials ''(First Look),'' und gibt die ''Science-Alerts'' aus. CU5 konzentriert sich auf die photometrischen Daten.

Weitere Teams arbeiten an der Auswertung der gewonnen Daten. CU6 verarbeitet die spektroskopischen Daten und bestimmt daraus Radialgeschwindigkeiten und Zusammensetzungen. Objekte des Sonnensystems, Doppelsterne, Exoplaneten und extragalaktische Objekte werden von CU4 untersucht. Variable Sterne werden von CU7 untersucht, CU8 teilt alle beobachteten Objekte in bestimmte Klassen ein. CU9 hat die Aufgabe, die Daten für die Veröffentlichung zu verifizieren und vorzubereiten sowie die vorläufigen Kataloge und den endgültigen Katalog zu veröffentlichen und die zugehörigen [[Server]] zu betreuen.

=== Datenverarbeitung ===
==== IGSL ====
Gaia soll am Ende einen komplett auf eigenen Daten beruhenden Katalog liefern. Für die Anfangsphase wird jedoch eine Möglichkeit benötigt, um die Gaia-Daten mit den Objekten aus anderen Sternenkatalogen abzugleichen. Zu diesem Zweck wurde ein eigener Katalog von Objekten mit dem Namen ''The Initial Gaia Source List'' (IGSL) zusammengestellt.<ref>{{Literatur |Autor=R. L. Smart |Titel=The Initial Gaia Source List and the Attitude Star Catalog GAIA-C3-TN-OATO-RLS-004-02 |Hrsg=Gaia DPAC Data Processing & Analysis Consortium |Datum=2013-10-17 |Online=https://dms.cosmos.esa.int/COSMOS/doc_fetch.php?id=3223578}}</ref> Bisherige Kataloge zur Kalibrierung der Magnituden konnten nicht verwendet werden, da die meisten dieser Objekte für die Erfassung mit Gaia zu hell sind. Die ausgewählten Objekte mussten Himmelspositionen, Eigenbewegungen und Magnituden bis zu 21 haben und eine Genauigkeit von 10&nbsp;mas/Jahr für die Eigenbewegung und 0,3 Magnituden für die Helligkeit. Die IGSL erlaubt die Verknüpfung von Gaia-Objekten mit den Objekten und Objektkennungen der anderen Kataloge.

Der IGSL wurde im September 2013 in der Version 3.0 endgültig festgelegt und enthält 1.222.598.530 Objekte. Für diese Liste wurden folgende Kataloge verwendet:<ref>{{Literatur |Titel=Gaia project and DPAC News |Nummer=23 |Datum=2014-04-25 |Seiten=7 |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/295411/DPAC_NL_023.pdf/0e2d6891-af07-46d7-a906-7a85389db754}}</ref>
* GEPC: ''The Gaia Ecliptic Pole Catalog.'' Version 3.0
* [[Guide Star Catalog|GSC2.3]]: ''The Second Guide Star Catalog.'' Version 2.3
* LQRF: ''Large Quasar Reference Frame.''
* OGLE: ''Optical Gravitational Lensing Experiment.'' Version III
* PPMXL: ''Positions and Proper Motions Extra Large Catalog.''
* [[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]]: ''Sloan Digital Sky Survey.'' Data Release 9
* [[USNO CCD Astrograph Catalog|UCAC4]]: ''USNO CCD Astrograph Catalog.'' Version 4
* [[Two Micron All Sky Survey|2MASS]]: ''Two Micron All-Sky Survey Point Source Catalog.''
* ''[[Tycho-2-Katalog|Tycho-2]], [[Hipparcos-Katalog|Hipparcos]], Sky2000'' und die Standardsterne für photometrische Sequenzen (SPSS, CU5)

==== AGIS ====
Am Anfang der Aufgaben steht die mathematische Prozedur „Astrometric Global Iterative Solution“ (AGIS), die Milliarden von Daten schrittweise zu einer Karte der ganzen Milchstraße und des Universums zusammensetzt. Die Genauigkeit der Daten verbessert sich dabei entsprechend der Zahl der Messungen eines Objekts. Daten von allen möglichen ankommenden Objekten werden mit bereits bekannten Objekten verglichen. Handelt es sich um einen Stern, so wird das Objekt mehrfach an der gleichen Stelle gemessen; andernfalls handelt es sich wahrscheinlich um einen Asteroiden oder Kometen, der seine Position gegenüber den vorherigen Beobachtungen verändert hat. Alle so entdeckten Objekte werden mit den Bahnen von bereits bekannten Asteroiden verglichen. Ergibt sich keine Übereinstimmung, so handelt es sich potentiell um ein neu entdecktes Objekt. Bewegungen von mehr als ~&nbsp;1&nbsp;as/s können bereits durch den Vergleich der unterschiedlichen Ergebnisse aus dem Feld der Astronomiesensoren während einer Erfassung erkannt werden. Die Ergebnisse werden an das ''Gaia-FUN-SSO''-Netzwerk gemeldet, das versucht, die Objekte über einen längeren Zeitraum zu verfolgen, um mehr Bahndaten zu gewinnen und um zu verhindern, dass Objekte wieder verloren gehen.

== Ergebnisse ==
[[Datei:Gaia Milky Way star density map 2015-07-03.png|miniatur|Erste Dichtekarte der Objekte vom 3.&nbsp;Juli 2015. Es handelt sich nicht um eine Fotografie, sondern um eine Karte, bei der jeder helle Punkt ein gefundenes Objekt bezeichnet.]]
Anders als bei der Hipparcos-Mission gibt es keine speziellen Rechte an den Daten. Alle Ergebnisse der Mission sollen in mehreren Schritten veröffentlicht werden, und es sollen keine Beschränkungen in der Nutzung der Daten auferlegt werden. Bereits vor den ersten großen Veröffentlichungen wurden sogenannte ''Science Alerts'' für bestimmte Objekte ausgegeben, wenn es einen besonderen Grund gibt, dass Astronomen ein bestimmtes Objekt sofort beobachten sollten. Solche Ereignisse sind z.&nbsp;B. [[Okkultation]]en, der Beginn einer [[Supernova]], Entdeckung von erdnahen Asteroiden etc. Seit September 2014 beobachtet Gaia Supernovae in anderen Galaxien.<ref>''[http://sci.esa.int/gaia/54630-gaia-discovers-its-first-supernova/ Gaia discovers its first supernova.]''</ref> Im Juli 2015 wurde eine erste Karte der Sterndichte veröffentlicht.<ref name="stardensitymap">{{cite web |url=http://sci.esa.int/gaia/56125-counting-stars-with-gaia/ |title=Counting stars with Gaia |accessdate=2015-07-16 |publisher=European Space Agency |website=sci.esa.int/gaia}}</ref> Anfangs war geplant, einmal jährlich neue Daten zu veröffentlichen; ein Abstand von zwei Jahren erwies sich aber als praktikabler. Inzwischen ist deutlich geworden, dass die Milchstraße erheblich mehr als die von den Ausgangsmodellen vorhergesagte Milliarde beobachtbare Objekte mit einer Magnitude von 20 oder heller hat.<ref name=":9" />

=== Gaia Data Release DR1 ===
{{Hauptartikel|Gaia DR1}}
Die Daten von DR&nbsp;1 basieren auf den Beobachtungen Gaias vom 25.&nbsp;Juli 2014 bis 16.&nbsp;September 2015. Am 14.&nbsp;September 2016 wurden die ersten größeren, noch unvollständigen Datensätze veröffentlicht (Gaia DR&nbsp;1). Es fehlen Informationen über sehr helle Objekte mit einer Magnitude von G&nbsp;≲&nbsp;7. Insbesondere bei sehr dicht bevölkerten Regionen fehlen Daten über lichtschwächere Objekte, während in wenig bevölkerten Regionen sogar lichtschwache Objekte mit einer Magnitude größer als 20 erfasst wurden. Lichtschwache Objekte in der direkten Nähe von hellen Objekten fehlen manchmal. Objekte mit einer großen scheinbaren Bewegung von <math display="inline">\left\vert \mu \right\vert\gtrsim {3,5 \, as \over Jahr}</math> fehlen, ebenso sehr rote oder sehr blaue Objekte. Vor der Veröffentlichung müssen Objekte gewisse Kriterien erfüllen; insbesondere müssen die Daten eine bestimmte statistische Unsicherheit unterschreiten. Mindestens fünf Beobachtungen für ein Objekt waren Bedingung, sodass in bestimmten Bereichen insbesondere entlang der Ekliptik deutliche Lücken zu finden sind. Doppelsterne mit einem Abstand von weniger als 4&nbsp;as sind noch nicht mit optimalem Ergebnis aufgelöst.<ref name=":0">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr1 |titel=Gaia DR1 – Cosmos |zugriff=2017-08-06 |sprache=en-GB}}</ref><ref>''[http://sci.esa.int/gaia/58272-gaia-s-billion-star-map-hints-at-treasures-to-come/ Gaia’s billion-star map hints at treasures to come.]'' ESA Pressebericht, 13.&nbsp;September 2016.</ref> Alle Daten von DR&nbsp;1 sind über das Internet abrufbar im Gaia Archiv.<ref>{{Internetquelle |url=http://archives.esac.esa.int/gaia |titel=Gaia Archive |zugriff=2017-08-06}}</ref>

Das Ergebnis von DR&nbsp;1 ist:<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Titel=Gaia Data Release 1; Summary of the astrometric, photometric, and survey properties |Verlag=Astronomy & Astrophysics |Datum=2016-08-31 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29512-16.pdf |DOI=10.1051/0004-6361/201629512}}</ref>
* Position und Magnitude für 1,1 Milliarden Sterne, ausschließlich unter Verwendung von Gaia-Daten; 400 Millionen davon waren vorher nicht katalogisiert.<ref name=":9">{{Internetquelle |url=http://www.nature.com/news/detailed-map-shows-milky-way-is-bigger-than-we-thought-1.20591 |titel=Detailed map shows Milky Way is bigger than we thought |datum=2016-09-14 |zugriff=2016-09-16 |sprache=en}}</ref>
* Position, [[Parallaxe]] (Entfernung) und Winkelgeschwindigkeit für mehr als 2 Millionen Sterne unter Verwendung von ''Tycho-Gaia Astrometric Solution'' (TGAS). Dabei wurden ausschließlich die Positionsdaten aus dem [[Hipparcos-Katalog|Hipparcos]]- und aus dem [[Tycho-2-Katalog]] einbezogen und zusammen mit den Positionen von Gaia für die Berechnung der Winkelgeschwindigkeiten benutzt.
* Intensitätskurven und spezifische Eigenschaften von ausgewählten veränderlichen Sternen, davon 2595 [[RR-Lyrae-Stern|RR-Lyrae-Sterne]] und 599 [[Cepheiden]].
* Position und Magnitude für mehr als 2000 Quasare.<ref name=":0" />
In der benachbarten, 2,4 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie [[Dreiecksnebel|M33]] konnte Gaia ungefähr 40.000 der hellsten von den geschätzten 40 Milliarden Sternen dieser Galaxie verzeichnen.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/59028-an-extragalactic-star-forming-region/ |titel=An extragalactic star-forming region |zugriff=2017-08-05 |sprache=en-GB}}</ref>

=== Weitere Veröffentlichungen ===
Der zweite Gaia-Katalog (Gaia DR&nbsp;2) ist für April 2018 geplant.{{Zukunft|2018|05|}} Dabei sollen alle Objekte mit akzeptablen Standardabweichungen mit fünf Parametern veröffentlicht werden, ebenso alle Objekte, bei denen keine Parallaxe und Bewegungsrichtung ermittelt werden kann. [[Median]]e Radialgeschwindigkeiten für alle Objekte heller als eine Magnitude von 12 sollen enthalten sein, photometrische Daten für eine Auswahl von veränderlichen Sternen und die Bahndaten für eine Vorauswahl von mehr als 10.000 Asteroiden.<ref name="releasescenario" />

Der dritte Gaia-Katalog (Gaia DR&nbsp;3) soll Mitte bis Ende des Jahres 2020 herauskommen.{{Zukunft|2021|01|}} Er soll weiter verbesserte Astronometrie und Photometrie enthalten, außerdem spektroskopische und photometrische Objektklassifikationen für gut auswertbare Objekte. Veröffentlicht werden sollen zudem Kataloge von Objekten, die keine Sterne sind.<ref name="releasescenario" />

Die endgültige Veröffentlichung für die während der offiziellen Missionsdauer gewonnenen Daten wird gegen Ende des Jahres 2022 erwartet. Darin enthalten sind alle astrometrischen und photometrischen Daten, alle veränderlichen Sterne, alle Doppel- und Mehrfachsternsysteme, Klassifikationen und diverse astrometrische Daten für Sterne, nicht aufgelöste Doppelsterne, Galaxien und Quasare, eine Liste von Exoplaneten, alle Epochen und Transitdaten für alle Objekte.<ref name="releasescenario">{{Internetquelle |url=http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/release |titel=Data Release scenario |hrsg=ESA |datum=2017 |zugriff=2017-09-04 |sprache=en}}</ref>

== Trivia ==
Der [[Immersion (Film)|immersive]] [[Fulldome]]-Film ''Milliarden Sonnen – eine Reise durch die Galaxis''<ref>{{Literatur |Hrsg=Stargarten |Titel=Journey to a Billion Suns |Online=http://billionsuns.eu/ |Abruf=2016-11-23}}</ref> erzählt die Geschichte der Gaia-Mission. Der in Zusammenarbeit mit [[Europäische Weltraumorganisation|ESA]] entstandene Film wurde in 70 Planetarien weltweit aufgeführt.<ref>{{Internetquelle |url=http://planetariumshow.eu/journey-to-a-billion-suns/showing/ |titel=Planetariumshow |werk=planetariumshow.eu |zugriff=2016-11-23}}</ref>

== Literatur ==
* Ulrich Bastian: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2013-05-s036-pdf/1190150 ''Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil&nbsp;1: Warum und wozu Gaia gebaut wird.''] In: ''[[Sterne und Weltraum|Sterne-und-Weltraum.de.]]'' Ausgabe&nbsp;5/2013, S.&nbsp;36–44.
* Ulrich Bastian: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2013-06-s048-pdf/1193660 ''Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil&nbsp;2: Wo, wann und wie Gaia arbeiten soll.''] In: ''Sterne-und-Weltraum.de.'' Ausgabe&nbsp;6/2013, S.&nbsp;48–55.
* Stefan Jordan: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2014-05-s026-pdf/1280866 ''Gaia in der Testphase.''] In: ''Sterne-und-Weltraum.de.'' Ausgabe&nbsp;5/2014, S.&nbsp;26–28.
* S. Clark (englisch), deutsche Übersetzung Stefan Jordan: [https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/292772/brochure_German.pdf/b3ef3579-a57f-4080-abcc-6d80c711c285 Gaia; Der Galaktische Zensus der ESA], Hrsg: ESA Communications, ISBN 978-92-9221-033-5, {{ISSN|0250-1589}}, August 2013.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Gaia (satellite)|Gaia}}
* [http://blogs.esa.int/gaia/ Gaia-Blog] (englisch)
* [http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia_factsheet ESA Factsheet über Gaia] (englisch)
* [http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26 ESA Science and Technology: Gaia] (englisch)
* [https://www.cosmos.esa.int/web/gaia Gaia Homepage der ESA] (englisch)
* [http://www.zah.uni-heidelberg.de/de/gaia2 Gaia-Homepage des Astronomischen Rechen-Instituts ZAH in Heidelberg] (englisch)
* [http://www.spektrum.de/alias/videos-aus-der-wissenschaft/astroviews-8-gaia-und-die-vermessung-der-galaxis/1218528?etcc_cmp=SDW_MO&etcc_med=Newsletter&fb=Video&etcc_tar=Brand&utm_medium=newsletter&utm_source=sdw-nl&utm_campaign=sdw-nl-mo&utm_content=video ''AstroViews 8: Gaia und die Vermessung der Galaxis.''] In: ''Spektrum.de.'' 30.&nbsp;Dezember 2013, abgerufen am 7.&nbsp;April 2014.
* Giuseppe Sarri, Timo Prusti, Ared Schnorhk: [http://www.esa.int/About_Us/ESA_Publications/ESA_Bulletin_155_Aug_2013 ''ESA’s BILLION-STAR SURVEYOR Gaia ready for launch campaign.''] ESA-Bulletin 155, August 2013 (englisch). {{ISSN|0376-4265}}, e-{{ISSN|1608-4713}}, S.&nbsp;2.
* [http://raumzeit-podcast.de/2013/12/18/rz057-gaia/ Interview mit Florian Renk (Missionsanalyst, ESA)] (Podcast: Raumzeit RZ057 Gaia).
* [http://www.swr.de/swr1/bw/programm/leute/bastian-dr/-/id=1895042/did=13043596/nid=1895042/4c2kfa/index.html Ulrich Bastian im Podcast über die Gaia Mission] (Podcast: SWR1 Leute: Ulrich Bastian).
* Stefan Jordan: [http://www.spektrum.de/news/gaia-vor-beginn-der-wissenschaftlichen-messungen/1299026 ''Gaia vor Beginn der wissenschaftlichen Messungen.''] Auf: ''Spektrum.de.'' 2.&nbsp;Juli 2014.
* [http://www.3sat.de/mediathek/?mode=play&obj=40697 ''Bauplan der Milchstraße: Weltraummission Gaia soll Galaxis kartieren.''] Nano, 3Sat, Sendung vom 18.&nbsp;Dezember 2013.
* [http://www.zah.uni-heidelberg.de/gaia/outreach/videos ''Gaia – mit Impressionen vom AGIS-Meeting in Heidelberg.''] Video von Klaus Jäger und Stefan Jordan über Gaia und Gaias ''globale astrometrische iterative Lösung,'' Mai 2015.

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste Raumsonden und Satelliten der ESA}}

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